الفلك

مقارنة تكبير التلسكوب بالمسافة من جسم ما

مقارنة تكبير التلسكوب بالمسافة من جسم ما


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

أنا أنظر إلى زحل من خلال تلسكوب متواضع بسرعة 50x. ما هي النقطة في الفضاء ، التي يتم التعبير عنها على أنها المسافة من زحل ، دعنا نقول أنها 750 مليون ميل من الأرض ، هل سأحتاج إلى رؤية زحل بالعين المجردة ورؤيته بنفس الحجم الظاهر كما يُرى من الأرض عند 50x. كيف أقدر هذا بشكل عام للكائنات الأخرى أيضًا. شكرا!


فقط اقسم المسافة الفعلية على التكبير. في مثالك سيعطي ذلك 750 مليون / 50 ، أي 15 مليون ميل. (يقع زحل حاليًا على بعد أكثر من 800 مليون ميل من الأرض).

والسبب في نجاح هذا هو أن تكبير M يعني أن الجسم يساوي M أضعاف حجمه الخطي الظاهري ، مما يتطلب أن يكون M مرات أقرب. هذا تقريب طفيف ، لكنه جيد للأشياء البعيدة.


أولاً ، نظرة بديهية على التكبير

على الرغم من كل الرسوم البيانية والمعادلات ، فإن ما يفعله التلسكوب لتكبير الصور ليس سحريًا أو حتى معقدًا. إنها في الواقع بسيطة للغاية وبديهية.

العدسة الموضوعية تجلب الصورة إلى التركيز على البعد البؤري. عند النظر إليها من موقع العدسة الشيئية ، فإن هذه الصورة للسماء تكون بنفس حجم منظر العين للسماء - أي أن زوايا المسافة بين النجوم هي نفسها تمامًا كما تراها عند النظر للأعلى.

ثم تتيح لك العدسة ، ذات الطول البؤري الأقصر بكثير ، الاقتراب جدًا من تلك الصورة للنظر إليها ، و- مفاجأة- عندما تقترب ، تكون الصورة أكبر. إذا سمحت لك العدسة بالاقتراب مرتين ، فإن الصورة تكون أكبر بمرتين. إذا سمحت لك العدسة بتقريب 50 مرة ، فإن الصورة أكبر 50 مرة. بسيط.


مجهر

المجهر هو أداة تكبر الأشياء الصغيرة جدًا بحيث لا يمكن رؤيتها ، مما ينتج عنه صور مكبرة لأجسام صغيرة ، وإلا فهي صغيرة جدًا بحيث لا يمكن رؤيتها بالعين المجردة ، وبالتالي السماح للمراقب برؤية قريبة للغاية من الهياكل الدقيقة على مقياس مناسب للفحص و تحليل.

المجهر له هدف بطول بؤري صغير. الهدف صغير ماديًا (على الرغم من أنه يمكن أن يكون له فتحة عددية كبيرة بسبب الطول البؤري القصير). يشكل الهدف صورة حقيقية للموضوع داخل أنبوب المجهر ، ويتراوح تكبير هذه الصور من حوالي 4 إلى 100 فيما يتعلق بالموضوع الأصلي. ثم تقوم العدسة بتكبير هذه الصورة الحقيقية بشكل أكبر. التكبير الكلي هو نتاج التكبير الموضوعي وتكبير العدسة.


تغيير التكبير بعدسة بارلو

عدسة بارلو هي ملحق يضاعف التكبير. على سبيل المثال ، يضاعف بارلو 2x التكبير ، ويضاعف بارلو 3x ثلاث مرات.

A Barlow ليس & # 8217t في الواقع عدسة عينية & # 8211 بدلاً من ذلك ، فهو يناسب بين العدسة العينية وجهاز تركيز التلسكوب.

بالعودة إلى تلسكوبنا 600 مم:

600 مم / 10 مم = تكبير 60 مرة (بدون بارلو)

يمكننا مضاعفة هذا التكبير بعدسة بارلو:

(600 مم / 10 مم) * 2 = تكبير 120 مرة (مع 2x بارلو)

لذلك تمنحك عدسة Barlow بشكل أساسي خيارات تكبير إضافية. بطريقة ما ، تضاعف مجموعة العدسات الخاصة بك لأن كل عدسة لها الآن تكبيران محتملان: مع بارلو و بدون.


فيزياء السيد Toogood

مخطط شعاع لإظهار تشكيل الصورة في الضبط العادي.

التكبير الزاوي في الضبط العادي.

الأطوال البؤرية للعدسات.

3.9.1.2 التلسكوبات العاكسة

ترتيب Cassegrain باستخدام مرآة أساسية مقعرة مكافئ ومرآة ثانوية محدبة.

مخطط شعاعي لإظهار مسار الأشعة عبر التلسكوب حتى العدسة العينية.

المزايا النسبية للعاكسات والمنكسرات بما في ذلك المعالجة النوعية للزيغ الكروي واللوني.

3.9.1.4 مزايا المقاريب ذات القطر الكبير

الدقة الزاويّة الدنيا للتلسكوب.

تجميع القوة يتناسب مع قطر 2 .

يجب أن يكون الطلاب على دراية بالرادار كوحدة للزاوية.

الملاحظات الفلكية

حتى الآن لم نأخذ في الاعتبار سوى الضوء المار عبر عدسة واحدة ، والذي يتشتت بواسطة جسم قريب من العدسة. النجوم هي مصادر نقطة للضوء ، وهي بعيدة جدًا لدرجة أن الضوء الذي يصل إلينا يكاد يكون متوازيًا تمامًا. بحكم التعريف ، يقال إن مصدر الضوء الذي ينتج أشعة ضوئية متوازية يقع في اللانهاية. لذلك على الرغم من أن النجوم ليس على بعد مسافة لا نهائية ، حتى أقرب نجم بعيد جدًا عن الأرض بحيث يبدو أنه مصدر نقطة للضوء.

لا تقوم التلسكوبات الفلكية بتكبير النجوم ، فهي لا تزال تبدو بالكاد أكثر من نقاط ضوئية من خلال أقوى التلسكوبات. في الواقع ، لم تكن الصور قادرة على تكوين أي نجوم إلا مؤخرًا ، وحتى ذلك الحين تتطلب الصور تلسكوبات متعددة والكثير من المعالجة الحاسوبية. الصورة أدناه هي أول صورة تم التقاطها لنجم غير الشمس.

شكل 1: صورة لنجم قلب العقرب التقطت بواسطة مقياس التداخل التلسكوب الكبير جدًا التابع للمركز الأوروبي للأرصاد الجوية.

على الرغم من حقيقة أنه من خلال معظم التلسكوبات لا تزال النجوم تظهر على أنها مجرد نقاط ضوء ، إلا أننا ما زلنا قادرين على معرفة قدر كبير عن الكون فقط ندرس الضوء بعناية ، ومن خلال بناء تلسكوبات أفضل وأفضل.

تأتي التلسكوبات الفلكية في نوعين مختلفين ،

  • تلسكوبات الانكسار - مصنوعة من عدستين محدبتين أو أكثر.
  • تلسكوبات عاكسة - مصنوعة من مرآة مقعرة.

لكل منها مجموعة من القيود والمزايا الخاصة به.

تلسكوبات الانكسار

تستخدم هذه التلسكوبات عدستين لجمع الضوء والسماح برؤية الأجسام الفلكية. هذه هي الأسهل في الفهم ، وكانت أول من تم تطويرها. وهي تتكون من عدسة موضوعية وعدسة عينية. تجمع العدسة الموضوعية الضوء من النجوم وتجلبه إلى البؤرة عند بُعدها البؤري ، $ f_$. هذا يشكل صورة حقيقية وسيطة. يتم وضع العدسة العينية على مسافة 1F من الصورة الوسيطة وتنتج أشعة متوازية من الضوء.

الشكل 2: الرسم التخطيطي الشعاعي لمقراب فلكي في ضبط عادي بثلاثة أشعة غير محورية. مخطط الاستيراد الذي تحتاج إلى تعلمه.

من المهم أن تنتج العدسة العينية أشعة متوازية ، وإلا فإن عين المراقب ستضطر إلى العمل بجدية أكبر لرؤية الضوء وقد يتسبب ذلك في الإرهاق. في هذا الترتيب تكون عين الراصد مسترخية أو غير مطمئنة. نظرًا لأن الأشعة الناشئة متوازية ، فإن الصورة التي تم إنشاؤها هي إلى ما لا نهاية. الترتيب مبين أدناه. هذا رسم تخطيطي يجب أن تتعلمه ، ويُتوقع منك إعادة إنتاجه في الاختبار. أريكم في الفيديو أدناه كيفية رسم هذا المخطط المهم.

بعض الأشياء المهمة التي يجب ملاحظتها حول هذا الترتيب ، والتي تسمى الضبط الطبيعي ، هي أن العدستين مرتبة بحيث تكون النقاط المحورية في نفس المكان. العدسة الموضوعية لها طول بؤري أطول بكثير من العدسة العينية وأن زاوية بيتا $ أكبر من زاوية ألفا $. تحدد الأطوال البؤرية للعدستين أيضًا طول التلسكوب.

التكبير الزاوي

هاتان النقطتان الأخيرتان هما اللتان تحددان تكبير التلسكوب ، نظرًا لأن الزاوية beta $ أكبر من alpha $ فإن الصورة سيكون لها حجم زاوي أكبر. الحجم الزاوي هو الحجم الظاهر الذي يظهر به كائن ما ويعتمد على كل من حجمه الفعلي وبعده عن المراقب. يمكن أن يكون كائنان بأحجام مختلفة جدًا ، ولكن إذا كانا مسافات مختلفة عن الحجم المرصود ، فقد يظهران بنفس الحجم. على سبيل المثال يبلغ قطر القمر $ الكمية <3474>$ ولكن كما هو $ الكمية <384400>$ من الأرض ، لها حجم زاوي:

من غير المعتاد استخدام الراديان في علم الفلك ، فالوحدة القياسية للزاوية هي الدرجة وتقسيماتها ، وتسمى دقائق القوس ($ وحدة$) وثواني القوس ($ وحدة$). هناك كمية $ <60>$ بدرجة واحدة و $ الكمية <60>دولار واحد وحدة$ .

الزاوية بالدرجات الزاوية في arcmin أو arcsec
$1$ $ الكمية <60>$
.5$ كمية $ <30>$
.1$ $ الكمية <6>$
$ frac <1> <60> $ أو $ quantity <0.01667> <& deg> $ $ الكمية <1>$ أو $ الكمية <60>$
$ frac <1> <1800> $ أو $ quantity <0.00056> <& deg> $ كمية $ <30>$
$ frac <1> <3600> $ أو $ quantity <0.00028> <& deg> $ $ الكمية <1>$

ليس من غير المألوف في علم الفلك قياس أحجام زوايا صغيرة مثل جزء من مائة من الثانية من القوس! لن يُتوقع منك التحويل بين الراديان والقوس ، ولكن قد تضطر إلى تحويل الدرجات إلى دقائق أو ثوانٍ من القوس.

الحجم الزاوي للقمر ، حوالي $ الكمية <0.5> <& deg> $ أو $ quantity <30>$

تقوم التلسكوبات بتكبير الحجم الزاوي لجسم ما ، بحيث تكون الزاوية يقابل من الجسم عند النظر إليه بالعين المجردة أقل بكثير من الزاوية يقابل بالصورة عند عرضها من خلال التلسكوب.

الشكل 4: فهم كيف يمكن للتلسكوب أن ينتج روعة زاويّة.

لذلك ، يمكن حساب التكبير الزاوي بمقارنة حجم هاتين الزاويتين ، alpha $ و beta $:

من خلال النظر إلى الرسم البياني أدناه ، يمكننا أيضًا أن نرى أن أشعة الضوء داخل التلسكوب تشكل مثلثين يمكن وصف زاويتيهما alpha $ و beta $ على النحو التالي:

الشكل 5: التكبير الزاوي في تلسكوب انكسار.

حيث $ h $ هو ارتفاع الصورة الوسيطة. من الناحية العملية ، ستكون الزاويتان صغيرتين جدًا ، لذلك باستخدام تقريب الزاوية الصغيرة حيث يتم قياس $ tan & theta almost & theta $ عند قياس theta $ بوحدات الراديان:

لذلك يمكننا أن نبين أن نسبة الزاويتين تساوي أيضًا نسبة الأطوال البؤرية للعدستين:

لذلك تم تصميم التلسكوبات بحيث يكون لها أطوال بؤرية قصيرة جدًا عند العدسة وبُعد بؤري أطول بكثير عند الهدف. هذا يعني أيضًا أنه للحصول على تكبير أكبر ، يلزم وجود تلسكوبات أطول بكثير. يؤدي هذا إلى العديد من المشكلات الفنية ، مثل صعوبة إنتاج هيكل قوي بما يكفي لتحمل ثقل الميل نحو السماء ، فضلاً عن الحاجة إلى محاذاة العدسات تمامًا على طول المحور الأساسي. على الرغم من بناء العديد من التلسكوبات الانكسارية القوية جدًا ، إلا أن هذه القيود ، من بين أمور أخرى ، تقيد استخدامها في الملاحظات الفلكية الحديثة.

عمل مثال

كان التلسكوب الانكساري المبكر الذي بناه يوهانس هيفليوس يبلغ طوله $ الكمية <3.7>دولار وتضخيم 50 دولارًا. حساب الأطوال البؤرية لكل من العدسات الهدف وقطعة العين.

نفترض أن التلسكوب في حالة ضبط عادية ، لذلك إذا كان الطول الإجمالي للتلسكوب هو $ الكمية <3.7>$ ، إذًا:

وإذا كان التكبير 50 ​​دولارًا ، فحينئذٍ:

وبالتالي ، فإن البعد البؤري للعدسة الموضوعية:

تلسكوبات عاكسة

تستخدم التلسكوبات العاكسة مرايا كبيرة مكافئة لتجميع الضوء. على غرار التلسكوبات الانكسارية ، فإنها تركز الضوء على العدسة العينية ، لكن التلسكوبات العاكسة لها مزايا عديدة على المنكسرات. بالنسبة للملاحظات الفلكية ، يعد جمع أكبر قدر ممكن من الضوء أمرًا حيويًا ، حيث أن غالبية الأشياء التي تمت دراستها بعيدة جدًا ، وهي كائنات ذات نقطة معتمة. لذلك ، فإن تكبير النجم له تأثير ضئيل ، فإنه لا يزال يظهر كجسم نقطي ، ولكن من خلال جمع المزيد من الضوء منه يسمح لنا بعمل صور أكثر إشراقًا تكون أكثر فائدة للدراسة. تتناسب كمية الضوء التي يمكن جمعها بواسطة التلسكوب مع مربع القطر التلسكوب.

الحدقة في العين قد تصل إلى $ كمية <8>عندما يتمدد بالكامل ، ولكن يمكن أن يكون التلسكوب العاكس الرخيص نسبيًا $ الكمية <15>بقطر $ ، هذا يعني أنه يمكنه جمع أكثر من 350 ضعفًا من الضوء:

يسمح هذا للمراقب برؤية المزيد من التفاصيل في الأجسام الأقرب ، ولكن الأهم من ذلك أنه يسمح برؤية الأشياء الأكثر خفوتًا. أود أن أشجع جميع الطلاب على تجربة ذلك من خلال الخروج في أمسية صافية والنظر إلى النجوم باستخدام منظار ومقارنة الفرق حتى مع زيادة طفيفة في السطوع بحوالي 25 مرة.

يمكن صنع المرايا بأحجام كبيرة جدًا ، لذا فإن هذه التلسكوبات قادرة على رؤية الأشياء المعتمة جدًا بالفعل.

تأتي التلسكوبات العاكسة في شكلين رئيسيين ، نيوتن ، وكاسيجرين. الفرق بينهما هو مكان العدسة. يتكون كلا النوعين من مرآة أساسية واحدة كبيرة تجمع الضوء وتعكسه على مرآة ثانوية صغيرة. تقوم المرآة الثانوية بتركيز الضوء وتوجيهه إلى عدسة عينية.

تم تصميم التلسكوب النيوتوني بحيث تكون العدسة أعلى التلسكوب ، بواسطة الفتحة الرئيسية. هذا يجعلها أكثر ملاءمة للملاحظات المريحة من وضعية الوقوف أو الجلوس. ترتيب Cassegrain ، الموضح أدناه يضع العدسة وراء المرآة الأساسية ، ويتم توجيه الأشعة من خلال فتحة فيها. هذا يجعلها أكثر ملاءمة لوضع الكاميرا على العدسة ، كما أنها مفيدة أكثر عند توسيع نطاق التلسكوبات إلى أحجام كبيرة. بالنظر إلى الترتيب أدناه ، قد تعتقد أن وجود المرآة الثانوية في هذا الموضع من شأنه أن يتسبب في عائق كبير في الصورة ، ولكن من المهم أن تتذكر أن كلا الشعاعين الموضحين ينتميان إلى نفس النقطة على الكائن ، ولا تضيع أي معلومات بوضع المرآة هنا.

الشكل 6: الرسم التخطيطي الشعاعي لتلسكوب كاسيجرين. واحد آخر تحتاج أن تتعلمه.

يجب أن تكون قادرًا على رسم مخطط الأشعة هذا لتلسكوب كاسيجرين ، لذا فإن بعض الأشياء المهمة التي يجب ملاحظتها هي:

  • تدخل الأشعة بالتلسكوب الموازي
  • لا تعبر الأشعة أمام المرآة الثانوية ، في الواقع لا يجب أن تعبر حتى تصل إلى الفتحة الموجودة في المرآة الأساسية.
  • المرآة الثانوية هي مرآة محدبة ويجب عرضها بوضوح على هذا النحو.
  • يعتبر تفريخ أو تظليل الجانب غير العاكس فكرة جيدة.

الانحرافات

كل من التلسكوبات الانكسارية والعاكسة هي أدوات علمية دقيقة تُستخدم لإجراء ملاحظات دقيقة للغاية لنقاط صغيرة جدًا من الضوء ، وبالتالي يجب إجراؤها وفقًا لمواصفات عالية جدًا. هذا يعني أن العيوب الصغيرة في تصميمها يمكن أن تسبب تشوهات كبيرة في الصور التي تم إنشاؤها. هذه التشوهات ، أو الانحرافات عادة ما يكون سببها إما شكل العدسة أو المرآة ، أو بسبب الفيزياء الأساسية للانكسار من خلال الزجاج.

إذا كانت المرآة أو العدسة مصنوعة بشكل كروي للغاية ، فيمكنها إنتاج ملف تفاصيل التحقيق. يؤدي هذا إلى إحضار الأشعة إلى بؤر مختلفة اعتمادًا على بعدها عن المحور الأساسي. كلما ابتعد الشعاع عن المحور الأساسي ، كلما كان طوله البؤري أقصر.

الشكل 7: الانحراف الكروي من خلال العدسة. الشكل 8: انحراف كروي بسبب المرآة.

هذه مجموعة أخرى من المخططات الشعاعية التي يجب أن تعرف كيف ترسمها ، وهي فكرة مفيدة أستخدمها لتذكر الرسم التخطيطي وهي أن حرف cإلأوسر الشعاع هو المحور الأساسي ، و إلonger البعد البؤري.

يتمثل التأثير البصري للانحراف الكروي في جعل الصورة غير واضحة للغاية نظرًا لوجود العديد من النقاط المحورية ، بدلاً من نقطة واحدة فقط. تم التقاط الصورة أدناه بواسطة تلسكوب هابل الفضائي ، الذي عانى من انحراف كروي عندما تم إطلاقه لأول مرة بسبب خطأ في التصنيع كان لا بد من تصحيحه أثناء وجود التلسكوب في المدار.

الشكل 9: مثال على الانحراف الكروي المأخوذ من خلال تلسكوب هابل الفضائي.

تُظهر الصورة الموجودة على اليسار الانحراف الكروي ، ويمكنك بسهولة أن ترى كيف يتم تعتيم الصورة وتلطخها في قرص. الصورة على اليمين أكثر تركيزًا ، على الرغم من أن بعض التأثيرات الصغيرة التي لا يمكن تجنبها بسبب الانعراج يمكن رؤيتها على أنها حلقات حول النجم. شيء آخر يجب ملاحظته حول الانحراف على اليسار هو أن الصورة بها مجال رؤية أوسع بكثير ، $ الكمية <2>$ مقارنة بالصورة المصححة التي هي فقط $ الكمية <0.05>$ ، أصغر بـ 40 مرة.

يمكن تصحيح الانحراف الكروي باستخدام أ قطع مكافئ مرآة أو عدسة ، لأن هذا سيجلب الأشعة إلى بؤرة واحدة بغض النظر عن بعدها عن المحور الأساسي ، كما هو موضح في الرسم البياني أدناه:

الشكل 10:يمكن تصحيح الانحراف الكروي باستخدام مرآة مكافئة بدلاً من مرآة كروية.

ومع ذلك ، فإن إنتاج المرايا والعدسات المكافئة أكثر تكلفة بكثير ، لذلك تعاني التلسكوبات الأرخص من هذا الانحراف أكثر من تلك المكلفة ذات البصريات ذات المواصفات الأعلى.

النوع الآخر من الانحراف الذي تعاني منه التلسكوبات هو انحراف لوني. يحدث هذا بسبب انحراف الأطوال الموجية المختلفة للضوء بكمية مختلفة أثناء مرورها عبر العدسة. يتم توجيه الضوء الأزرق إلى التركيز الأقرب للعدسة ويكون للضوء الأحمر طول بؤري أطول. هذه خاصية أساسية للانكسار ، وبالتالي فهي تؤثر فقط على التلسكوبات الانكسارية

الشكل 11: انحراف لوني في العدسة

تُعد صورة القمر أدناه مثالًا صارخًا على الانحراف اللوني ، وعادةً لا يكون التأثير عنيفًا جدًا.

الشكل 12: مثال متطرف إلى حد ما على الانحراف اللوني.

يمكن تصحيح الانحراف اللوني باستخدام ملف مزدوج لوني التي تتكون من عدستين ، واحدة متقاربة ، مصنوعة من زجاج التاج ، والتي يتم تثبيتها على عدسة متباينة مصنوعة من نوع مختلف من الزجاج يسمى زجاج الصوان. تكسر هذه العدسات الضوء في اتجاهات متعاكسة وتسمح للضوء الأحمر بالتركيز في نفس نقطة الضوء الأزرق.

الشكل 13: تصحيح لوني باستخدام عدسة ثانية.

مقارنة التلسكوبات

تستخدم معظم المراصد الحديثة التلسكوبات العاكسة لأنها تقدم العديد من المزايا على المنكسرات. حقيقة أن العاكسات لا تعاني من الانحراف اللوني هي عامل مهم. ومع ذلك ، هناك أيضًا عدة أسباب أخرى لاختيار التلسكوب العاكس على المنكسر. يمكن تصميم التلسكوبات العاكسة لمراقبة الأطوال الموجية للضوء خارج الطيف المرئي ، مما يسمح لعلماء الفلك بمشاهدة الكون بالتفصيل في المناطق التي لا تستطيع أعيننا إدراكها بشكل مباشر.

يُعد إنتاج المرايا أسهل بكثير من إنتاج العدسات ، ونظرًا لأن العدسات ثقيلة جدًا ، فعندما تصبح كبيرة جدًا ، يمكن أن تتشوه تحت وزنها مما يسبب انحرافًا كرويًا أكثر شدة. يمكن صنع التلسكوبات العاكسة الكبيرة باستخدام عدة مرايا أصغر ، وتسمى هذه المرايا المركبة. هذا له ميزة أنه يمكن التحكم في الموضع الدقيق لكل مرآة أصغر مما يمكنه باستمرار تحسين شكل المرآة الكلية. أكبر تلسكوب انكسار تم بناؤه على الإطلاق كان مرصد يركيس ، الذي تم بناؤه عام 1890 وكان قطره يساوي 100 دولار$ ، وهو صغير مقارنة ببعض أكبر التلسكوبات العاكسة المستخدمة حاليًا.

الشكل 14: مقارنة بين أكبر التلسكوبات البصرية في العالم.

يمكن تلخيص مزايا كل نوع من أنواع التلسكوبات بالنقاط التالية:

التلسكوبات العاكسة

  • يمكن أن يكون قطر المرآة أكبر بكثير من قطر العدسة.
  • يمكن جعل أسطح المرآة رقيقة جدًا
  • لا يمكن أن تنتج المرايا انحرافًا لونيًا.
  • تستخدم العاكسات مرايا ذات شكل مكافئ وبالتالي لا تنتج انحرافًا كرويًا.
  • يمكن استخدام العاكسات لدراسة الطول الموجي الطويل> 300 نانومتر للأشعة فوق البنفسجية التي تخترق الغلاف الجوي للأرض.
  • يمكن جعل المرايا المركبة كبيرة جدًا.
  • يجب أن تكون العدسات مثبتة بالحافة حتى يتسبب وزنها في تشوهها. من الصعب جعل الزجاج واضحًا بدرجة كافية لكسر التلسكوبات حتى تتمكن من رؤيته بتفصيل كبير.
  • أخف وزنا وأقصر لتكبير الصورة.

تلسكوبات الانكسار

  • هم أقل حساسية لتغيرات درجة الحرارة من العاكسات.
  • تتطلب صيانة أقل من العاكسات لأن المرايا يجب أن تتم إعادة ألمنيومها بشكل دوري.

قدرة الميز

عند عرض الأشياء البعيدة على طول الخط نفسه ، يمكن أن تظهر وكأنها مفصولة بزاوية صغيرة ، حتى لو كانت المسافة بينهما كبيرة. فصلهم الزاوي ثيتا = فارك$

الشكل 15: يتأثر الفصل الزاوي لكائنين بالمسافة إلى الجسمين ، بالإضافة إلى المسافة بينهما.

بالإضافة إلى الانحرافات الموصوفة سابقًا ، إذا كان الفصل الزاوي بين الكائنات صغيرًا جدًا ، يمكن أن يحد من التفاصيل التي يراها التلسكوب. في الواقع ، يعد هذا قيدًا أساسيًا على مستوى التفاصيل التي يمكنهم رؤيتها وينبع من حيود الضوء أثناء دخوله التلسكوب. ينحرف كل الضوء عندما يمر عبر فتحة ، ويكون مقدار الانعراج أكبر عندما يكون حجم الفتحة هو نفسه الطول الموجي للضوء. عندما ينحرف الضوء من خلال شق ، فإنه ينتج سلسلة من الأهداب الساطعة. ستكون قد أجريت تحقيقات في الانعراج خلال السنة 12 ، لكن الأمر يستحق تذكير نفسك بالفيزياء والمعادلات التي تصف هذه الظاهرة.

الشكل 16: الانعراج من خلال شق واحد.

المعادلة التي تصف موضع الحافة الساطعة الأولى ، ثيتا $ هي:

  • عرض الشق أو الفتحة $ d $.
  • ثيتا $ هي الزاوية التي يصنعها الحد الأقصى المركزي
  • $ n $ هو ترتيب الحد الأقصى.
  • lambda $ هو الطول الموجي للضوء.

عندما تكون الفتحة أو الشق دائريًا ، يحدث تأثير مشابه جدًا ، ولكن في هذه الحالة تصبح الأطراف نمطًا دائريًا. يتم احتواء حوالي 98 $ ٪ $ من الضوء من المصدر داخل الحد الأقصى المركزي الساطع ، وبالتالي فإن الحواف اللاحقة تكون باهتة للغاية. القرص المركزي يسمى قرص متجدد الهواء ويسمى النمط الدائري العام حيود فراونهوفر نمط. من الواضح أن التلسكوبات من جميع الأحجام تقدم فتحة دائرية لمجموعة واسعة من الأطوال الموجية ، وعلى الرغم من أن الطول الموجي للضوء المرئي أصغر بكثير من قطر التلسكوب ، لا يزال هناك قدر ضئيل من الانعراج. إذا كان الضوء يأتي من مصدر نقطة ، مثل نجم ، فإن هذا يخلق سلسلة من الهوامش الدائرية الساطعة حول الصورة. لا يؤثر هذا التأثير على صور النجوم فحسب ، بل يحدد أيضًا مستوى الحد الأدنى من التفاصيل التي يمكن الحصول عليها عند عرض الأجسام البعيدة ، حتى داخل النظام الشمسي.

إن الملاك theta $ الذي يصنعه الحد الأقصى المركزي في هذه الحالة مهم جدًا لأنه يحدد قيمة الحد الأدنى من القرار الزاوي التلسكوب والصورة. يتم وصفه بمعادلة متشابهة جدًا ، يوجد منها شكل مناسب ، وصيغة أكثر بساطة يمكنك استخدامها. نظرًا للطبيعة الدائرية لنمط الحيود ، بدلاً من العدد الصحيح ، يتم استخدام $ n $ لتحديد ترتيب الحد الأقصى ، يتم استخدام مضاعفات الأعداد الصحيحة 1.22 بدلاً من ذلك. وباعتبار الزاوية ثيتا $ بوحدات دولار$ صغير جدًا ، وهو تقريب الزاوية الصغيرة حيث يحمل $ sin & theta almost & theta $. لذلك فإن الزاوية التي يصنعها الحد الأقصى المركزي هي:

في مواصفات AQA ، تم إسقاط 1.22 لإعطاء:

ومع ذلك ، يمكنك استخدام أي من المعادلتين ، ولن يتم معاقبتك.

الشكل 17: الانعراج من خلال فتحة دائرية ، توضح الحد الأقصى للسطوع المركزي والقرص الهوائي.

إذا بدا أن كائنين قريبين جدًا ، فإن أنماط الحيود الخاصة بهما تتداخل كثيرًا ، وقد يصبح من المستحيل حلهما ككائنين منفصلين. يتم تحديد هذا بواسطة اعتباطيا حالة تسمى معيار رايلي، والتي تنص على ما يلي:

سيتم حل مصدرين (فقط) إذا تزامن الحد الأقصى المركزي لنمط الانعراج لأحدهما مع الحد الأدنى الأول للآخر.

الشكل 18: يوضح معيار رايلي كيف يمكن أن تصبح الصور غير قابلة للحل إذا كان الفصل الزاوي صغيرًا جدًا.

لذلك إذا تم فصل الكائنين بزاوية lt & theta $ تتداخل أقراصهما الهوائية ولا يمكن حلهما كصورتين منفصلتين. العوامل التي تؤثر على هذا الفصل الزاوي الأدنى هي قطر التلسكوب والطول الموجي للضوء الذي يتم ملاحظته. يعطي هذا ميزة أخرى للتلسكوبات العاكسة حيث يمكن بناؤها بشكل أكبر بكثير ، لذا فإن $ D $ أكبر ويوجد حيود أقل. في الواقع ، يتم تقليل القطر الفعال للتلسكوب العاكس بواسطة العنكبوت التي تحمل المرآة الثانوية ، ولكن في أسئلة الاختبار سنهمل ذلك ونجري دائمًا حسابات على القطر الكلي للتلسكوب. ومع ذلك ، فإن التلسكوبات التي ترصد أطوال موجية أطول من الضوء ، مثل التلسكوبات الراديوية ، ستعاني من هذه المشكلات بشكل ملحوظ أكثر من التلسكوبات البصرية.

لا تؤثر هذه المشكلة على القدرة على رؤية النجوم بشكل منفصل فحسب ، بل إنها تحد أيضًا من مقدار التفاصيل التي يمكن رؤيتها في الأجسام القريبة ، على سبيل المثال ، إذا كانت إحدى السمات على كوكب أو قمر أو حتى عبر مجرة ​​بأكملها بها الحجم الزاوي من lt & theta $ لن يتم حله مقابل الكائنات القريبة. يظهر مثال جيد على مقدار التفاصيل التي يمكن حلها بواسطة التلسكوب في الصورتين أدناه. تم التقاط كلاهما بنفس التلسكوب والكاميرا ، ولكن على مسافات مختلفة من الكائن ، ويمكنك أن ترى بوضوح مقدار التفاصيل التي يمكن رؤيتها في الصورة الملتقطة من مسافة أقصر.

الشكل 19: مثال على تأثير الحد الأدنى من الدقة الزاوية.

عمل مثال

يلخص الجدول بعض خصائص فيستا ، أحد أكبر الأجسام في حزام الكويكبات بين المريخ والمشتري.

على الرغم من أن الوحدة $ وحدة$ لم تتم تغطيته بعد ، يجدر التفكير في المشكلة في سياق هذا السؤال. وحدة فلكية واحدة $ وحدة$ ، هو متوسط ​​المسافة بين الأرض والشمس ، ويساوي $ الكمية <1.50 مرات 10 ^ <11>>$. سيكون من السهل التسرع في هذا السؤال وتحويل أكبر مسافة من الشمس إلى أمتار ، ولكن بالنظر إلى الرسم التخطيطي أدناه ، يمكنك أن ترى أن أكبر مسافة بين الأرض و Vesta هي عندما يكونان على جانبي الشمس.

الشكل 20:مثال عملي - أقصى مسافة من الأرض إلى فيستا.

لذا فإن المسافة القصوى بين الاثنين هي $ الكمية <1>+ الكمية <2.57>= الكمية <3.57>وهو بالأمتار:

في هذا السؤال ، حصلنا على جميع البيانات التي نحتاجها وعلينا استبدالها بشكل صحيح في معادلة الزاوية بوحدات الراديان:

يتوقع الفاحص رؤية دليل على أنك أجريت العملية الحسابية ، وليس مجرد كتابتها بالبيانات المقدمة. أفضل طريقة لإثبات ذلك هي إعطاء إجابة الحساب لأرقام أكثر أهمية من المقدمة ، على سبيل المثال:

كما قيل لنا أن الدقة الزاوية الدنيا للتلسكوب هي $ الكمية <3.3 مرات 10 ^ <–7>>$ ، يمكننا استخدام المعادلة ، theta almost frac <& lambda>$. في هذه الحالة يمكن إسقاط عامل 1.22 من أجل البساطة. المفتاح للإجابة الصحيحة على هذا السؤال هو اختيار الطول الموجي الذي ينتج أصغر زاوية يمكن حلها.

كلما زاد الطول الموجي ، زادت كمية الانكسار وأكبر زاوية قابلة للحل. عندما يكون حد الدقة صغيرًا ، يمكن رؤية المزيد من التفاصيل في الصورة. في هذه الحالة نأخذ أصغر طول موجي يمكن ملاحظته ونقسمه على الزاوية.

إذا أجرينا نفس الحساب مع الطول الموجي الآخر للضوء ، فسنحصل على حجم تلسكوب يبلغ:

على الرغم من أن هذه القيمة هي قطر معقول للتلسكوب ، إذا استخدمنا هذا القطر للعثور على أصغر زاوية قابلة للحل للكمية $ الكمية <1.0> <& mum> $ الطول الموجي الذي نحصل عليه:

كـ $ الكمية <6.6 مرات 10 ^ <-8>>& lt الكمية <3.3 مرات 10 ^ <–7>>$ هذا لا يمكن أن يكون بحجم التلسكوب.

لاحظ أيضًا أن الإجابة قد تم تقديمها إلى رقمين مهمين ، وكذلك البيانات الواردة في السؤال.

في هذا السؤال ، طُلب منا مقارنة الحد الأدنى من الدقة الزاوية لقوة IRTF بحجم الكويكب فيستا. لقد قيل لنا أن التلسكوب يمكنه تحديد زوايا صغيرة مثل $ الكمية <3.3 مرات 10 ^ <–7>>$. في هذا المثال ، تكون Vesta هي $ quantity <1.73 times 10 ^ <11>>$ من الأرض ، وعند هذه المسافة ، سيكون IRTF قادرًا على حل كائنات صغيرة مثل:

هذا يعني أن التفاصيل التي هي حول $ الكمية <50-60>يمكن حل $ على سطح الكويكب.

يمكنك أيضًا مقارنة الحد الأدنى لزاوية التلسكوب القابلة للحل بالحجم الزاوي للكويكب على هذه المسافة:

هذا أكبر بمقدار 10 مرات تقريبًا من أصغر زاوية قابلة للحل في التلسكوب ، لذلك يمكن حل الميزات التي تقارب عُشر حجم Vesta.

للحصول على التقدير الكامل لهذا السؤال ، يجب أن توضح أن أصغر دقة زاوية هي أصغر من الحجم الزاوي للكويكب وتدعمه ببيان كمي حول مقدار التفاصيل التي يمكن رؤيتها.


ما هو نطاق الإكتشاف الأفضل لعلم الفلك؟

يعد نطاق الإكتشاف بزاوية Celestron Ultima 100 أحد نطاقات الإكتشاف المفضلة لعلم الفلك. لديها قوة تكبير 22-66x وقطر عدسة موضوعية 100 مم. سيساعدك هذا القطر الكبير للعدسة على رؤية النجوم والنيازك الساطعة والواضحة. بصرف النظر ، إنه مقاوم للماء والضباب ، لذلك لا داعي للقلق حتى إذا انخفضت درجة الحرارة في الليل (والذي غالبًا ما يسبب الضباب إذا لم يكن النطاق مقاومًا للضباب)

لذا ، في رأيي ، فإن Celestron Ultima هو أفضل نطاق إكتشاف للرصدات الفلكية.


علم الفلك المرئي في عدسة التلسكوب

عندما كنت طفلاً صغيراً ، أتذكر أنني كنت أعود إلى بورتلاند أوريغون ليلاً بعد زيارة أقارب في الريف. استلقيت في الجزء الخلفي من عربة ستيشن واغن تحدق في السماء عبر النافذة الخلفية. كانت النجوم لامعة للغاية مقابل سواد السماء. يؤلمني النظر إلى ألمع النجوم. يا له من تناقض مع سماء مدينة بورتلاند الباهتة حتى عام 1960.

ماذا يفعل التلسكوب؟

يقوم التلسكوب بتكبير الأجسام البعيدة ، مما يجعلها تبدو أكبر. نسمي هذا التكبير. الجسم الذي يظهر أكبر بخمس مرات يقال إنه يكبر "5x".

في الوقت نفسه ، نتوقع أن تكشف الصورة المكبرة عن تفاصيل غير مرئية بخلاف ذلك. يجب أن يكون للصورة المكبرة 5x دقة أكثر بخمس مرات وإلا فإننا نشهد "تكبير فارغ" ، وهو تشويش للصورة. الفتحة تضع حدًا للدقة: الفتحة الأكبر تعني دقة أكبر. تتطلب مطابقة دقة عيننا مع دقة فتحة العدسة تكبيرًا يقارب 25x لكل بوصة من الفتحة [10x لكل سنتيمتر].

كما أن تكبير كائن بعيد يجعله أكثر تعتيمًا مع انتشار الضوء *. سيكون الكائن البعيد الذي يتم تكبيره بمعدل 5 أضعاف خافتًا بمقدار 25 مرة نظرًا لزيادة المساحة الظاهرة للجسم بمقدار 25 مرة. بخلاف الكواكب الساطعة ، القمر والشمس ، فإن الغالبية العظمى من الأجرام الفلكية التي تكون بعيدة بشكل لا يمكن فهمه هي خافتة وصغيرة للغاية. إن تكبير جسم فلكي بعيد حتى نتمكن من تمييز شكله أو تفاصيله المثيرة للاهتمام يجعل الجسم الفلكي أكثر خفوتًا. زيادة الفتحة هي المفتاح: فتحة عدسة خمس مرات من حدقة العين في الليل ستجلب 25 ضعفًا من الضوء ، مما يوازن فقدان الضوء بسبب التكبير.
* لا تستطيع تلسكوباتنا تحويل نجم إلى قرص ، لذا لا نرى الضوء منتشرًا. وبالتالي فإن النجوم لا تخفت بالتكبير.

يقاس السطوع بالمقاييس ، مقياس لوغاريتمي. السطوع المطلق للعنقود الكروي العظيم في هرقل ، ميسيه 13 هو -8.5 درجة. تبلغ المسافة بينه وبيننا 22200 سنة ضوئية أو 6800 فرسخ فلكي ، مما يجعل حجمه المطلق خافتًا من -8.5 إلى الحجم الظاهري 5.8. يظهر قطرها البالغ 170 سنة ضوئية أو 52 فرسخ فلكي عندما ننظر إلى الأعلى في السماء ليكون قطرها 20 دقيقة قوسية أو قطرها ثلث درجة. السطوع لكل منطقة ، 5.8 حجم منتشر على قطر 20 دقيقة قوسية هو 12.6 ميجابكسل (المقدار لكل دقيقة قوس تربيع) ويعطى في ثانية قوسية مربعة هو 21.3 ميجاباسكال (المقدار لكل ثانية قوسية مربعة).

هنا جدول حيث يمكنك المقارنة ميسييه 13 في ثلاثة سيناريوهات: مطلق ، في السماء وفي تلسكوب بفتحة 10 بوصات [25 سم] وبتكبير 100x.

مطلق في السماء في 10 بوصات [25 سم]
تلسكوب ، 100x
السطوع (المقدار) -8.5 5.8 0.8
سطوع السطح (قوس دقيقة تربيع) 12.6 15.1
بحجم 170 لتر 20 قوس دقيقة 33 درجة
ألمع النجوم الفردية (القدر) -3.2 11 6
القرار 2 قوس دقيقة 1.2 قوس ثانية
تباين الجسم + السماء مقابل السماء (Bortle 3) 137% 137%

لاحظ أن الفتحة مقاس 10 بوصات [25 سم] تجمع الضوء 1000 مرة أكثر من العين المجردة وتنشر الضوء بمقدار 10000 مرة (100x تربيع). The total magnitude brightens by 5.0 but the surface brightness dims by 2.5 magnitude per arc-min squared. The contrast stays the same regardless of magnification, since magnification decreases the surface brightness of object and sky equally.

Key to visual detection is contrast: the difference in brightness between the astronomical object and the sky background. That’s what the eye and brain processes and makes conscious. Since the object is far away, behind our atmosphere, the sky background needs to be added to the astronomical object. Therefore, the contrast is the comparison between the astronomical object plus the sky background to the sky background (object+sky) / sky. Visually, an experienced observer finds a contrast difference of 6% obvious a contrast of 3% takes time inspecting the field to discern. Here is what Messier 13 looks like through my 25 inch [64cm] F2.6 telescope at low power.

You can experiment with various telescope factors on astronomical objects using my NewtDesigner.

The magnitude scale

The Greek astronomer Hipparchus in the 2nd century BC invented the magnitude system where the brightest stars are of 1st magnitude and the dimmest are of 6th magnitude. I suspect that this system was in use beforehand: it’s common for humans to divide groups of things into sixes and it would have been natural for us to call the brightest stars “first class”.

The magnitude system is logarithmic not linear. This no doubt because our eyes work logarithmically (or at least semi-logarithmically). For example a star that is 1 magnitude brighter is 250% brighter conversely a star that is 0.1 magnitudes dimmer is 10% dimmer.

The first lesson then is that we cannot get hung up on linear percentages instead we must think in logarithmic magnitudes. This is difficult because discussions today are almost universally in percentages which is completely misleading. Illumination drop-off at the edge of the eyepiece? Stated in percentages (e.g. 15% sounds terrible) should be in magnitudes (e.g. 0.06 mag unnoticeable visually). Mirror coating reflections? Stated in percentages (e.g. 92%) should be in magnitudes (e.g. 0.04 mag loss). It is very difficult to see differences of 0.2 magnitude or less. And when the view is dimmed both object and background are equally dimmed leaving the contrast unchanged. Unless the view is grossly dimmed the unchanging contrast means that the object does not lose visibility. I will be using magnitudes exclusively just as charts and observing manuals.

Observing factors

  • Focal length gives you scale it's important to understand the role of magnification.
  • Aperture increases visibility and detail not only because of greater light gathering power but also because the greater magnification brings the object in closer.
  • Seeing the object in a larger scope then returning immediately to your smaller scope can result in a half magnitude gain.
  • Observer experience is worth 2 magnitudes (I have a series of sketches of M31 from childhood onward).
  • Observer variation is a half magnitude or more.
  • Age matters a magnitude: young kids can see very faint stars as we get older our lens yellows and ability to detect fades.
  • Knowing where to look and what to look for worth a magnitude.
  • Averted vision is worth a magnitude.
  • Dark adaption continues to produce increasing benefits for hours ultimately worth maybe a half a magnitude.
  • Field baffling is an overwhelming factor: the difference between nonexistent and fully baffled views can be worth magnitudes.
  • Covering your head with a black cloth also yields improvements perhaps on the order of a fraction of a magnitude.
  • Time at the eyepiece is worth a magnitude (objects gradually become recognizable or detectable over a period of time and then they fade after a prolonged period of continuous observing).
  • Comfort at the eyepiece is worth a half magnitude.
  • Rested eyes are worth half a magnitude. I often take short breaks throughout the night. Upon returning to the eyepiece I can see more until my eyes tire.
  • Sky transparency is such an overwhelming factor on rare perfect nights I’ve seen scopes perform as if they had almost unlimited aperture let’s call superb sky transparency worth a magnitude or two.
  • Filters are worth a magnitude.
  • Visibility appears to correlate most with aperture then apparent size (the greater the aperture the greater the apparent size limited by the full field of view).
  • True binocular or two eyed viewing results in a half magnitude gain in stellar limiting magnitude and about a magnitude gain for extended objects. Check out Bruce Sayre's experiences building and observing with binoscopes over the many years.

How to look through an eyepiece

After reading horrifying advice on forums on how to look through an eyepiece, I guess I need to talk about this subject.

Your eye needs to be centered over the eyepiece and looking down its axis. You also need to position your eye above the eyepiece at the correct distance. Some eyepieces come with a rubber cup that places your eye at the correct spacing above the eyepiece. You can look up the eye relief spec for the eyepiece to get a guide. In the field move your eye away and towards the eyepiece. Slowly move your eye inward until you can see the field stop - the black edge of the field of view.

Unless you have astigmatism, look without glasses. Refocusing the eyepiece will take care of near and far sighted eyes. In fact, try to position the eyepiece as far outward as possible. To do this, move the eyepiece outward such that the stars look out of focus. Now slowly move the focuser inward until the stars just come to focus. This is the most relaxed, infinity focused position for your eye. Moving the focuser inward results in a slightly more magnified view, but at the expense of focusing your eye close-in, which is tiring.

Averted vision works best if you know where to aim your eyes in the field of view. Here's a chart to help.

Move your averted vision zone around the field of view as you desire. Look for a bit here, look for a bit there (your scan pattern), as the objects in the field need. Do not try to fixate on the center of the field! For one thing, this mis-places the zone of averted vision towards the bottom of the field, for another thing, it is not possible to prevent the eye from moving. Several times a second, your eye jumps (a saccade). Between these jumps the eye gathers information. Even between saccades, the eye is jittering. Finally, if you stare too long as a single point, objects will literally begin to disappear from your view. Finally, move the scope in addition to your eye: this helps to 'pop' objects into conscious visibility.

One more bit of advice. Eye shields that block extraneous light, even natural dark-sky light, are amazingly effective. Here's an example:

Oh, and yet one more bit of advice: look down at the dark ground as much possible - your night vision is affected deleteriously by looking up at the sky for too long of periods of time.

Binoscopes

Check out these years of the Oregon Star Party Telescope Walkabout featuring binoscopes.

Make these factors work for you and you can gain magnitudes in observing prowess. It’s like having a much larger scope on hand.

Why do amateurs ignore these factors in favor of obsessing over minutia like their telescope’s diagonal coating quality? Sometimes we humans become superstitious and engage in myopic inquisitions when the situation is difficult or fuzzy. Have courage don’t obsess over some detail of your telescope and instead focus on the factors that matter.

فتحة

At first aperture is everything then it is nothing eventually it simply is. At first we can't get enough aperture. Then almost like a boomerang we trim way back in aperture. Notice how many experienced amateurs own not only their big scope but also a smaller scope? Finally aperture takes its place in the pantheon of factors being traded for field of view and for convenience of viewing. A 6 inch [15cm] is a perfect aperture to learn how to observe. With it you can see thousands of objects from a dark sky. A 12 inch [30cm] will resolve almost all clusters and show galaxy groupings. If you think that you “need” large aperture to see the skies that small aperture won’t work then something has seriously gone amiss. Large aperture makes it more difficult to learn the art of observing. Do yourself a favor and spend a lot of time observing with smaller scopes too.

So why then is aperture the dominant factor? If exit pupil or sky background brightness is kept constant then as aperture increases so must the magnification. The object appears larger and is easier to see. It’s like moving in closer. If magnification is kept constant then the object and background brightness increase also making the object easier to see.

Conduct your own experiments I have. Find a large rock and walk away from it until you can't see it. Now walk towards it. Do this in dark skies and in a forest under dark skies. Try this with a small rock. Take a magazine page then shine a very dim flashlight on it. Walk away. Now walk towards it. At first it simply becomes easier to detect eventually the largest shapes are discernable and finally large print. Walking towards the rock or magazine page is equivalent to increasing aperture. Better yet take a nice enlarged print of a galaxy or globular cluster or planetary nebula or dark nebula. Dimly light it. Walk away and towards it. Not only does the object become easier to see as you approach the print individual stars and detail become more visible too. That's aperture and magnification at work.

تكبير

What magnifications should be used? I favor three strategies both based on exit pupil (the eyepiece's focal length in mm divided by the telescope's overall focal ratio [e.g. 24mm eyepiece on a F/6 scope produces a 4mm exit pupil]):

The first is based on Richard Berry's advice. Arrange your eyepieces so that they give exit pupils as following:
5-7mm Richest Field observing
3-5mm best deep sky observing
1-2mm best detailed observing (globulars planetaries lunar and planetary)

The second is based on Stephen O'Meara's comments (e.g. his Herschel 400 Observing Guide). He uses modest aperture (4 inches [10cm]) at low medium and high powers. He takes his time studying the object carefully at each power. His low medium and high exit pupils are:
4.4mm
1.4mm
0.96mm
If you are wondering who to look to for observing advice pay attention to the top observers who use smaller scopes like O'Meara.

The third is a strategy that I've developed in response to the super wide angle eyepieces available today. It allows me to see large scale objects otherwise too big for a given scope. I call this strategy “framing” or “composing” the view where the object is magnified to fill the eyepiece’s field of view as much as possible with a nice border around it for contrast. Increasing the apparent object size beyond this 'cut-off' results in a less pleasing more difficult view. Here the widest possible field of view is important even at the cost of more glass for the light to pass through. In this approach I smoothly decrement the exit pupil. I use a set of exit pupils as follows (note thatthe typical set of eyepieces does not fit nicely):
5-6mm for largest scale objects
3-4mm for medium scale objects
1-2mm for small scale objects

Finally poor seeing conditions especially with larger apertures will limit magnifications to 200-300x or 2-3mm exit pupil.

Wide field observing

Very wide fields of view at widest exit pupils allow for more aperture for a given field and also increased detail because the objects are spread out more. For more on this check out my 'Why Am I Seeing More' page.

Sky background brightness

What is sky glow brightness? The night sky even at very dark sites glows faintly due to zodiacal light and airglow. See Brian Skiff's discussion at http://www.astropix.com/HTML/L_STORY/SKYBRITE.HTM. You can measure the darkness (or brightness) of your night using a sky glow meter available at http://unihedron.com/projects/darksky/. Dark sky sites have readings close to 21.5 magnitudes per square arcsecond. Observing through a telescope with your eye's pupil fully opened results in a skyglow in the field of view equal to that of the night sky. Magnifying the image results in smaller exit pupils the useful maximum magnification or smallest exit pupil being close to 1mm.The sky glow brightness drops more than 4 magnitudes to close to 26 magnitude as exit pupil shrinks to 1mm.

Object brightness

For extended objects things are not as simple as stars. For starters it is not possible to increase the surface brightness of an extended object by increasing the aperture. An example: take an object of 10 magnitude/ square arcsecond as seen by the unaided eye at night exit pupil open to 7mm. Now look at the object through a 10' scope. If there is no magnification to the image the surface brightness will increase by the ratio of the scope's aperture to the eye's aperture squared or (10'/0.3')^2 =

1000x. However in order to fit all of the light from the 10' aperture into the eye's exit pupil we must use at least 33x. 33x will dilute the image brightness by 33^2 =

1000x so we are back where we started. In fact because of mirror coatings not reflecting 100% and the small obstruction caused by a diagonal the image brightness per area will actually be a little less than with the unaided-eye.

This leads to the interesting conclusion that the brightness of the sky glow as seen in the eyepiece is entirely dependent on exit pupil. At a given location on a given night no matter the size of scopes if they are giving the same exit pupil then the sky glow brightness will be very similar.

How faint can you see?

Given a reasonable mix of these factors how faint can you expect to see?

Fifty years of observing deep-sky objects has shown that there is a strong correlation between contrast and object detectability. For an experienced observer a contrast of 6% makes for an easy detection while a contrast of 2.5-3% is quite difficult contrast less than 2.5% is pretty much impossible. Consequently I use the easier to calculate contrast value to predict difficulty of observation.

How well does the object's integrated magnitude match the object's surface brightness and size? I studied the Saguaro Catalog. The standard deviation between integrated and calculated magnitude is 1.3 magnitudes. So I use a 2 magnitude band to predict visual detectability when given an integrated magnitude. The following chart is based on my decades of observing experience using scopes up to 40 inches [1M] in size.

Notice that the lines are banded or thickened. You might fall slightly above or below these bands based on the factors discussed earlier. Beware of anyone or any calculator that states overly precise limiting magnitudes. These are at best guides and give a false impression that an object is either perfectly visible or perfectly invisible. Objects on the edge of visibility come in and out of view over a period of time. One night that object might be visible three times in a half hour (my standard for detectability). On another night it simply is completely invisible. On rare perfect nights not only can I detect it much of the time but there is detail too. Also if the galaxy or cluster or planetary is unusually large then the detection limit will suffer. Note that as aperture increases minor differences (say between a 20 inch and a 22 inch telescope) become insignificant even undetectable except for rare edge cases.


Telescopes

Telescopes are meant for viewing distant objects and produce an image that is larger than the image produced in the unaided eye. Telescopes gather far more light than the eye, allowing dim objects to be observed with greater magnification and better resolution. Telescopes were invented around 1600, and Galileo was the first to use them to study the heavens, with monumental consequences. He observed the moons of Jupiter, the craters and mountains on the moon, the details of sunspots, and the fact that the Milky Way is composed of a vast number of individual stars.

Figure (PageIndex<3>): (a) Galileo made telescopes with a convex objective and a concave eyepiece. These produce an upright image and are used in spyglasses. (b) Most simple refracting telescopes have two convex lenses. The objective forms a real, inverted image at (or just within) the focal plane of the eyepiece. This image serves as the object for the eyepiece. The eyepiece forms a virtual, inverted image that is magnified.

Figure (PageIndex<3a>) shows a refracting telescope made of two lenses. The first lens, called the objective, forms a real image within the focal length of the second lens, which is called the eyepiece. The image of the objective lens serves as the object for the eyepiece, which forms a magnified virtual image that is observed by the eye. This design is what Galileo used to observe the heavens.

Although the arrangement of the lenses in a refracting telescope looks similar to that in a microscope, there are important differences. In a telescope, the real object is far away and the intermediate image is smaller than the object. In a microscope, the real object is very close and the intermediate image is larger than the object. In both the telescope and the microscope, the eyepiece magnifies the intermediate image in the telescope, however, this is the only magnification.

The most common two-lens telescope is shown in Figure (PageIndex<3b>). The object is so far from the telescope that it is essentially at infinity compared with the focal lengths of the lenses (d_^ approx infty ), so the incoming rays are essentially parallel and focus on the focal plane. Thus, the first image is produced at

as shown in the figure, and is not large compared with what you might see by looking directly at the object. However, the eyepiece of the telescope eyepiece (like the microscope eyepiece) allows you to get nearer than your near point to this first image and so magnifies it (because you are near to it, it subtends a larger angle from your eye and so forms a larger image on your retina). As for a simple magnifier, the angular magnification of a telescope is the ratio of the angle subtended by the image (( heta_) in (PageIndex<3b>)) to the angle subtended by the real object (( heta_) in (PageIndex<3b>)):

To obtain an expression for the magnification that involves only the lens parameters, note that the focal plane of the objective lens lies very close to the focal plan of the eyepiece. If we assume that these planes are superposed, we have the situation shown in Figure (PageIndex<4>).

Figure (PageIndex<4>): The focal plane of the objective lens of a telescope is very near to the focal plane of the eyepiece. The angle ( heta_) subtended by the image viewed through the eyepiece is larger than the angle ( heta_) subtended by the object when viewed with the unaided eye.

We further assume that the angles ( heta_) and ( heta_) are small, so that the small-angel approximation holds (( an heta approx heta)). If the image formed at the focal plane has height (h) then

where the minus sign is introduced because the height is negative if we measure both angles in the counterclockwise direction. Inserting these expressions into Equation ef <2.39>gives

Thus, to obtain the greatest angular magnification, it is best to have an objective with a long focal length and an eyepiece with a short focal length. The greater the angular magnification (M), the larger an object will appear when viewed through a telescope, making more details visible. Limits to observable details are imposed by many factors, including lens quality and atmospheric disturbance. Typical eyepieces have focal lengths of 2.5 cm or 1.25 cm. If the objective of the telescope has a focal length of 1 meter, then these eyepieces result in magnifications of 40× and 80×, respectively. Thus, the angular magnifications make the image appear 40 times or 80 times closer than the real object.

The minus sign in the magnification indicates the image is inverted, which is unimportant for observing the stars but is a real problem for other applications, such as telescopes on ships or telescopic gun sights. If an upright image is needed, Galileo&rsquos arrangement in (PageIndex<3a>) can be used. But a more common arrangement is to use a third convex lens as an eyepiece, increasing the distance between the first two and inverting the image once again, as seen in Figure (PageIndex<5>).

Figure (PageIndex<5>): This arrangement of three lenses in a telescope produces an upright final image. The first two lenses are far enough apart that the second lens inverts the image of the first. The third lens acts as a magnifier and keeps the image upright and in a location that is easy to view.

The largest refracting telescope in the world is the 40-inch diameter Yerkes telescope located at Lake Geneva, Wisconsin (Figure (PageIndex<6>)), and operated by the University of Chicago.

It is very difficult and expensive to build large refracting telescopes. You need large defect-free lenses, which in itself is a technically demanding task. A refracting telescope basically looks like a tube with a support structure to rotate it in different directions. A refracting telescope suffers from several problems. The aberration of lenses causes the image to be blurred. Also, as the lenses become thicker for larger lenses, more light is absorbed, making faint stars more difficult to observe. Large lenses are also very heavy and deform under their own weight. Some of these problems with refracting telescopes are addressed by avoiding refraction for collecting light and instead using a curved mirror in its place, as devised by Isaac Newton. These telescopes are called reflecting telescopes.

Figure (PageIndex<6>): In 1897, the Yerkes Observatory in Wisconsin (USA) built a large refracting telescope with an objective lens that is 40 inches in diameter and has a tube length of 62 feet. (credit: Yerkes Observatory, University of Chicago)


Telescope For Terrestrial Viewing? 3 Tips That Helped Me

So the short answer here is, “Yes, you can use a telescope for terrestrial viewing”. But there are a couple of points that need to be discussed so that you know what to expect and how to maximize the experience.

Let’s begin by taking a look at the basic design of a telescope. And this goes for any telescope in general, not any one particular type…. so refracting, reflecting, and compound. If you want to know about teach of these types of telescopes, be sure to read our companion article on the “Types Of Telescopes“. Telescopes are designed to used to gather as much light as possible from the object being viewed. Typically this means viewing sessions at night looking at a distant planet, or moons, nebulas, etc. that are very, very far away. The point here is that the celestial objects being viewed are small, distant, and surround by the vast emptiness of black space. For this reason, telescopes are specifically designed to pull in as much light as possible that is emanating from the object.

Next, let’s compare viewing distant objects at night with viewing terrestrial objects (during either night or day). Objects here are planet Earth are relatively close. Five miles away may seem like a long distance, but compared to the deepness of space, it is an infinitesimally small distance. Also, the environment surrounding the object of interest is usually surrounded by other objects, and each of those objects may emitting/reflecting their own light. The other objects may be street lights, traffic lights, office buildings, signs, streets and sidewalks (yes, there is a LOT of light reflecting from the surface of a sidewalk!).

So what does this mean? It means that the telescope is an optical instrument that has been designed and optimized to work in a dark environment to view distant objects (millions of miles away). Using a telescope during the day to watch birds 1/4 mile away is a VERY different situation. As such, you’ll need to make some adjustments in order to adapt for the different environment.

So the short answer here is, “Yes, you can use a telescope to view objects on land”. But there are a couple of points that need to be discussed so that you know what to expect and how to maximize the experience.

Let’s begin by taking a look at the basic design of a telescope. And this goes for any telescope in general, not any one particular type…. so refracting, reflecting, and compound. If you want to know about teach of these types of telescopes, be sure to read our companion article on the <<<“Types Of Telescopes”>>>. Telescopes are designed to used to gather as much light as possible from the object being viewed. Typically this means viewing sessions at night looking at a distant planet, or moons, nebulas, etc. that are very, very far away. The point here is that the celestial objects being viewed are small, distant, and surround by the vast emptiness of black space. For this reason, telescopes are specifically designed to pull in as much light as possible that is emanating from the object.

Next, let’s compare viewing distant objects at night with viewing terrestrial objects (during either night or day). Objects here are planet Earth are relatively close. Five miles away may seem like a long distance, but compared to the deepness of space, it is an infinitesimally small distance. Also, the environment surrounding the object of interest is usually surrounded by other objects, and each of those objects may emitting/reflecting their own light. The other objects may be street lights, traffic lights, office buildings, signs, streets and sidewalks (yes, there is a LOT of light reflecting from the surface of a sidewalk!).

So what does this mean? It means that the telescope is an optical instrument that has been designed and optimized to work in a dark environment to view distant objects (millions of miles away). Using a telescope during the day to watch birds 1/4 mile away is a VERY different situation. As such, you’ll need to make some adjustments in order to adapt for the different environment.

Before You Get Started Viewing Object On Land

In general, many (but not all) telescopes made for astronomy will invert the image. Presenting the image upright is important for terrestrial viewing, but it usually doesn’t matter for astronomy. How do you correct the inverted image? It will require the use of an “image erecting diagonal prism”. You may also see/hear it referred to as “roof prism”, “erecting prism”, “image prism”, “diagonal prism”, etc.

The diagonal/prisms will redirect the light so that it is inverted to the correct orientation. The diagonals are constructed as either a mirror mounted at a 45 degree angle, or a prism. An advantage of a prism is that it can reflect light at either 90 degrees or 45 degrees. For astronomy, a mirror is more preferred because it is going to reduce the light loss. In either case, you’ll need to purchase an image erecting diagonal prism BEFORE you attempting to view land-based objects (unless you don’t mind seeing objects upside-down!).

TIP #1: Get an image erecting diagonal prism

Magnification vs Usability

Before You Get Started Viewing Object On Land

In general, many (but not all) telescopes made for astronomy will invert the image. Presenting the image upright is important for terrestrial viewing, but it usually doesn’t matter for astronomy. How do you correct the inverted image? It will require the use of an “image erecting diagonal prism”. You may also see/hear it referred to as “roof prism”, “erecting prism”, “image prism”, “diagonal prism”, etc.

The diagonal/prisms will redirect the light so that it is inverted to the correct orientation. The diagonals are constructed as either a mirror mounted at a 45 degree angle, or a prism. An advantage of a prism is that it can reflect light at either 90 degrees or 45 degrees. For astronomy, a mirror is more preferred because it is going to reduce the light loss. In either case, you’ll need to purchase an image erecting diagonal prism BEFORE you attempting to view land-based objects (unless you don’t mind seeing objects upside-down!).

TIP #1: Get an image erecting diagonal prism

As mentioned earlier, the objects on land are relatively close when compared to the planets and stars in the night sky. As a result, you’ll typically need a lot less magnification to view the land-based objects. In fact, you’ll usually get better results when you are using a lower power magnification configuration. You may be wondering why this true, and the answer is quite simple. When you think of magnification, maybe you only think that the image of the object being viewed will be larger. This is true, but have you also considered the fact that the magnification capability of a telescope also amplifies other related aspects as well ? Specifically, we are talking about image quality in terms of usability. For example, any vibration of the telescope, mount or tripod gets amplified and shows up in the eyepiece where the image is being viewed. The vibration can be someone walking by, wind gusts, or even just adjusting the focusing knob.

Here’s another reason why using lower power magnification is preferred over higher power. The lower power magnification will have a larger field of view. How does this translate into usability? Well, with a higher magnification it may reduce the field of view so much that tracking a moving land-based object may be difficult if not impossible. To help illustrate this phenomenon, imagine that you are ten feet away from a horse that is walking by as you try to view it through a soda straw. You wouldn’t be able to see all of the horse AND you’d constantly be moving the straw around to track the movement of the horse. So how do you avoid this situation? Simply reduce magnification power so that you have a larger field of view.

TIP #2: Use lower magnification power for more usable results

Alternatives To Use Instead Of A Telescope

Magnification vs Usability

As mentioned earlier, the objects on land are relatively close when compared to the planets and stars in the night sky. As a result, you’ll typically need a lot less magnification to view the land-based objects. In fact, you’ll usually get better results when you are using a lower power magnification configuration. You may be wondering why this true, and the answer is quite simple. When you think of magnification, maybe you only think that the image of the object being viewed will be larger. This is true, but have you also considered the fact that the magnification capability of a telescope also amplifies other related aspects as well ? Specifically, we are talking about image quality in terms of usability. For example, any vibration of the telescope, mount or tripod gets amplified and shows up in the eyepiece where the image is being viewed. The vibration can be someone walking by, wind gusts, or even just adjusting the focusing knob.

Here’s another reason why using lower power magnification is preferred over higher power. The lower power magnification will have a larger field of view. How does this translate into usability? Well, with a higher magnification it may reduce the field of view so much that tracking a moving land-based object may be difficult if not impossible. To help illustrate this phenomenon, imagine that you are ten feet away from a horse that is walking by as you try to view it through a soda straw. You wouldn’t be able to see all of the horse AND you’d constantly be moving the straw around to track the movement of the horse. So how do you avoid this situation? Simply reduce magnification power so that you have a larger field of view.

TIP #2: Use lower magnification power for more usable results

Is there an alternative to a telescope ? Yes there is an alternative, and it is an optical instrument called “binoculars”.

Binoculars, sometime referred to as field glasses, can be thought of as two small telescopes that are mounted side-by-side. You use them by holding the binoculars up to your face and positioning the eyepieces directly in front of your eyes. One unique characteristic and advantage of binoculars is that because you are viewing an object with both eyes simultaneously, the viewed object is seen as a 3D image.

Another advantage of binoculars is that they are purposely designed for viewing terrestrial objects, and the viewed object is optimized for the best results. Including the fact the binoculars have the image erecting capability built into them, there is no need to purchase and install anything extra.

Also, binoculars are made to work with the higher light levels that are present during daytime viewing. The functionality of binoculars work on the same principle as telescopes, but they are crafted to accept the flood of ambient light from the environment as well as reflections form nearby objects.

As for magnifying capability, binoculars are available in many different magnification power configurations. In fact, there are even binoculars that offer an on-the-fly variable zoom capability so that the viewer can instantly change the magnification power configuration while viewing the object. All it takes is a simple press of a lever or rotation of a knob.

Yes, you can use a telescope for terrestrial viewing, but with the features and capabilities available in binoculars today you can think of them as the ideal, purpose-built optical instrument for viewing land objects. If you’d like to know more about binoculars and their ability to be used for astronomy, check out our companion article on “Astronomy Binoculars“.

TIP #3: Binoculars are a great alternative instead of using a telescope to view land-based objects

Alternatives To Use Instead Of A Telescope

Is there an alternative to a telescope ? Yes there is an alternative, and it is an optical instrument called “binoculars”.

Binoculars, sometime referred to as field glasses, can be thought of as two small telescopes that are mounted side-by-side. You use them by holding the binoculars up to your face and positioning the eyepieces directly in front of your eyes. One unique characteristic and advantage of binoculars is that because you are viewing an object with both eyes simultaneously, the viewed object is seen as a 3D image.

Another advantage of binoculars is that they are purposely designed for viewing terrestrial objects, and the viewed object is optimized for the best results. Including the fact the binoculars have the image erecting capability built into them, there is no need to purchase and install anything extra.

Also, binoculars are made to work with the higher light levels that are present during daytime viewing. The functionality of binoculars work on the same principle as telescopes, but they are crafted to accept the flood of ambient light from the environment as well as reflections form nearby objects.

As for magnifying capability, binoculars are available in many different magnification power configurations. In fact, there are even binoculars that offer an on-the-fly variable zoom capability so that the viewer can instantly change the magnification power configuration while viewing the object. All it takes is a simple press of a lever or rotation of a knob.

Yes, you can use a telescope to view objects on land, but with the features and capabilities available in binoculars today you can think of them as the ideal, purpose-built optical instrument for viewing land objects. If you’d like to know more about binoculars and their ability to be used for astronomy, check out our companion article on <<<“Astronomy Binoculars”>>>

TIP #3: Binoculars are a great alternative instead of using a telescope to view land-based objects

Wrapping It Up

Yes, it is possible to use a telescope for terrestrial viewing of objects. It will require the use of an image erecting diagonal prism and some judicious use of magnification power in order to obtain acceptable results. Keep in mind that during the the daytime, viewing land-based object with a telescope is less than optimal because there is so much ambient light.

Whatever you choose, telescope of binoculars, Enjoy it and make the most of your viewing sessions !

Yes, it is possible to use a telescope to view objects on land. It will require the use of an image erecting diagonal prism and some judicious use of magnification power in order to obtain acceptable results. Keep in mind that during the the daytime, viewing land-based object with a telescope is less than optimal because there is so much ambient light.


شاهد الفيديو: How To Fix - Acer Laptop Computer Not Turning On. No Power. Freezing. Turning On but then Off (ديسمبر 2022).